در این تحقیق، تاج کهکشانی چرخان و ساختار گرمایی اش را در نظر می گیریم. به ویژه می خواهیم بررسی کنیم آیا چنین ساختاری از نظر گرمایی پایدار است یا ناپایدار. با فرض اینکه اغتشاشات دارای تقارن محوری باشند، ابتدا ناپایداری گرمایی را در حالت کلاسیک بررسی می کنیم. در گام نخست از میدان مغناطیسی و عوامل غیر ایده آل صرفنظر می کنیم. در گام بعدی میدان مغناطیسی را با هندسه ی ساده ای در نظر می گیریم. سپس محاسبات را در دستگاه مختصات استوانه ای، که مناسب تاج کهکشانی است، بدون در نظر گرفتن میدان مغناطیسی انجام می دهیم و رابطه ی پاشندگی را به دست می آوریم. این رابطه، آهنگ رشد وجه های ناپایدار را به دست می دهد. منحنی های رشد ناپایداری را بر حسب عدد موج اغتشاشات رسم می کنیم و بر اساس پارامترهای ورودی مسأله بحث می کنیم. اگر این تحقیق نشان دهد که چنین سامانه ای از نظر گرمایی ناپایدار است، تشکیل ابرهای با سرعت بالای hi بر فراز صفحه ی کهکشانی براساس ناپایداری گرمایی توجیه می شود.

هدف این تحقیق بررسی نقش دینامیکی میدان تابشی در آهنگ رشد ناپایداری کلوین-هلمهولتز (kh) است. به عنوان گام نخست در این راستا، تحلیل را در حالت کلی، بدون توجه به سامانه ی اخترفیزیکی مورد نظر، انجام خواهیم داد. همچنین از لایه ای بودن ناحیه گذار بین دو شاره صرفنظر می کنیم. فرض می کنیم میدان تابشی و شاره ی گازی در تعادل گرمایی باشند، یعنی برای توصیف این دو مولفه سامانه از یک دمای یکسان استفاده می کنیم. سپس، تحلیل خطی انجام خواهیم داد و با اعمال شرایط مرزی مناسب و در نظر گرفتن میدان تابشی؛ رابطه ی پاشندگی را به دست می آوریم. مدهای ناپایداری را با حل عددی رابطه ی پاشندگی به دست آمده تحلیل می کنیم و براین اساس؛ آهنگ رشد آنها به دست می آید. با تحلیل معادله پاشندگی برای مجموعه ی گسترده ای از پارامترهای ورودی، نشان می دهیم که میدان تابشی در ناپایداری kh نقش ناپایدار کننده خواهد داشت. در فورانهای ناشی از کهکشانها یا فورانهای ناشی از ستاره های بسیار پرجرم؛ میدان تابشی اهمیت دارد و به علت این که میدان تابشی آهنگ رشد ناپایداری kh را سرعت می بخشد، این فوران ها می توانند با تزریق تکانه و انرژی بیشتر به محیط اطرافشان، تلاطم بیشتری ایجاد کنند.

مطالعات اخیر نشان می دهند که هسته های فعال کهکشانی و پرتوهای کیهانی، همرفت رادر یک محیط میان کهکشانی تحریک می کنند؛ و همرفت، گاز میان کهکشانی یک خوشه راگرم می کند. در این تحقیق، ناپایداری همرفتی رادر محیط میان کهکشانی یک خوشه کهکشانی بررسی می کنیم. گاز محیط میان کهکشانی کم-برخورد است و درنتیجه، گرما فقط در راستای خطوط میدان مغناطیسی هدایت می شود. ما تحلیل های قبلی را با وارد کردن پرتوهای کیهانی و سرمایش سامانه بسط می دهیم. پایداری حالت تعادلی ای رابررسی می کنیم که در آن شتاب گرانشی در راستای z و میدان مغناطیسی در صفحه (x-z) است و فشارمغناطیسی بسیار کمتر از فشار گرمایی (‎eta‎‎‎gg‎‎ 1)است. براین اساس رابطه پاشندگی برای ناپایداری همرفتی در این سامانه ها را به دست می آوریم.

یکی از مباحث مهم اختر فیزیک، نحوه ی شکل گیری و تحول ساختارهای نجومی است. اختر شناسان، رشد ناپایداری ها را علت اصلی شکل گیری این ساختارها می دانند. در این پایان نامه ما به طور خاص روی یکی از مهمترین ناپایداری های اخترفیزیک، یعنی ناپایداری رایله-تیلور مطالعه می کنیم. رشد این ناپایداری در بقایای انفجار ابرنواختر ها، اعماق غول سرخ، محیط میان ستاره ای، محیط میان کهکشانی و در نواحی دوردستی مثل اختروش ها سبب شکل گیری ساختارهایی می شود که می توانیم آن ها را رصد کنیم. بنابراین ما مطالعه مان را از معرفی این ناپایداری در فصل اول آغاز می کنیم. در فصل دوم، تحلیل خطی (یعنی وقتی دامنه اختلال ها در مقایسه با کمیت های تعادلی خیلی کوچک باشد) ناپایداری رایله-تیلور را برای یک مرز از ساده ترین حالت یعنی حالت کلاسیک انجام می دهیم. سپس اثر عوامل مختلف مثل وشکسانی، کشش سطحی، میدان مغناطیسی را در این ناپایداری مرور کرده به این نتیجه می رسیم که همه ی آن ها آهنگ رشد ناپایداری را کاهش می دهند. در ادامه اثر تراکم ناپذیری را در این ناپایداری، باعنوان ناپایداری رایله تیلور تراکم پذیر، مطالعه می کنیم. خواهیم دید که در این حالت هم به کاهش آهنگ رشد ناپایداری می رسیم. سپس در فصل سوم اثر میدان مغناطیسی را در ناپایداری رایله-تیلور برای یک محیط تک شاره ایی (کاملا یونیده) خواهیم دید و در قسمت بعد اثر دو شاره بودن محیط (شامل یون و خنثی) را به آن اضافه می کنیم. در این حالت فرض می شود که اتم های یونیده و خنثی دو شاره ی جدا ازهم هستند و از طریق برخورد می توانند تکانه مبادله کنند. یون ها با میدان مغناطیسی برهم کنش می کنند ولی خنثی ها برهم کنش مستقیمی با هم ندارند. هر دومولفه تحت تاثیر میدان گرانش عمودی قرار گرفته اند. پس از تحلیل خطی این حالت، دو مد ناپایدار برای سامانه برای سامانه خواهد آمد. به نظر می رسد یکی از این مد ها مربوط به اتم خنثی است و دیگری به یون ها. ما نشان خواهیم داد که درمقایسه با حالت تک شاره ای ( کاملا یونیده)، اگر طبیعت دو شاره ای محیط نظر گرفته شود، آهنگ رشد سامانه افزایش می یابد. میزان وابستگی، شدیدا به آهنگ برخورد و کسر یونیدگی سامانه بستگی دارد. اما در فصل چهارم نقش تابش در ناپایداری رایله-تیلور برای یک مرز، بررسی می شود. تابش را در وضعیتی که از نظر نوری ضخیم است، تحت تقریب بی دررو در نظر می گیریم و خواهیم دید که اگر در حالت تعادلی، فشار تابشی در مقایسه با فشار گاز و نیروی تابشی در مقایسه با نیروی گرانش مقدار زیادی داشته باشند، تابش، آهنگ رشد سامانه را افزایش می دهد. البته اگر این مقدار برابر و یا کمتر باشد، تابش از آهنگ رشد سامانه می کاهد و نتیجه خواهیم گرفت که برای تحلیل کامل تری از سامانه هایی که این ناپایداری در آن ها اتفاق می افتد و در معرض تابش شدیدی قرار دارند، باید تابش را درنظر بگیریم.

هدف این تحقیق بررسی خودگرانش قرص روی دینامیک ذرات گردوغبار است. در این راستا ابتدا دینامیک ذرات گردوغبار را با در نظر گرفتن گرانش ستاره ای مرکزی و نیروی مقاومت سیال بررسی می کنیم. همچنین شکل ذرات گردوغبار را کروی فرض کرده و اندازه ای تمام آن ها را در قرص یکسان در نظر می گیریم.سپس با حل معادلات حرکت ذرات گردوغبار، مولفه های عمودی و شعاعی سرعت را به دست می آوریم. در ادامه با در نظر گرفتن جریان های تلاطمی در قرص توزیع عمودی و به دنبال آن متوسط سرعت شعاعی راکه با شار جرمی خالص در راستای شعاعی در ارتباط است به دست می آوریم.در ادامه حالت ایستا خودگرانش را وارد معادلات کرده و نشان می دهیم که خودگرانش سبب نشست بیشتر ذرات به روی صفحه ای مرکزی و کند شدن آهنگ برافزایش آن به روی ستاره ای مرکزی می شود. همچنین با تحلیل پارامتری نشان می دهیم ک به ازای برخی مقادیر پارامترها این مدل می تواند شکاف ها و حلقه هایی را پیش بینی کند.در انتها با حل معادلات در حالت وابسته به زمان نشان می دهیم که تقریب ایستا برای ذرات کوچک، قرص های پرجرم و نواحی نزدیک به صفحه ای مرکزی و ستاره ای مرکزی معتبر است. نهایتا با رسم نمودارهای مسیر حرکت ذره در راستای عمودی نشان می دهیم که به ازای چه مقادیر پارامتر ورودی حرکت ذره حول صفحه ای مرکزی نوسانی میراست و به ازای چه مقادیری بدون نوسان نشست می کند.

هدف این تحقیق بررسی نقش میدان مغناطیسی بر قرص های برافزایشی مغناطیده است. با توجه به شرایطی که می تواند بر قرص ها حاکم باشد میدان مغناطیسی می تواند اثر متفاوتی بر انتقال تکانه زاویه ای و عوامل دیگر بگذارد. در ابتدا در مورد انواع قرص های اخترفیزیکی و سازوکار های انتقال تکانه زاویه ای در آنها بحث می کنیم و همچنین عوامل موثر بر نا پایداری مغناطودورانی یا همان نا پایداری ام آر آی را مورد بررسی قرار می دهیم. در ادامه و در فصل دوم به بررسی نا پایداری مغناطودورانی در حالت استاندارد می پردازیم. در اینجا میدان مغناطیسی را ثابت و فقط در راستای عمود بر قرص فرض می کنیم. با این فرض معادلات را حل می کنیم و به شرط ناپایداری می رسیم که غیر وابسته به میدان مغناطیسی است. فصل سوم به بررسی ناپایداری پراکندگی-دوگانه مقاومتی می پردازد که در ناحیه مرده قرص های پیش ستاره ای اتفاق می افتد. نتایج این بررسی نشان می دهد که این ناپایداری اگر چه ممکن است کاملا آهسته رشد کند اما می تواند نقش مهمی در دینامیک ناحیه مرده بازی کند. در فصل چهارم به تحلیل خطی اثر هال در قرص های پیش ستاره ای می پردازیم. در این فصل با فرضیاتی که می کنیم نشان می دهیم اثر هال باعث ایجاد ناپایداری در بعضی عدد موجها می شود و همچنین نشان می دهیم که حتی میدان مغناطیسی شعاعی، در عدد موجهایی می تواند باعث ناپایداری شود. در پایان نتایج را جمع بندی می کنیم.

در ابتدا برافزایش استاندارد بوندی را مرور می کنیم. رفتار جواب ها بسته به نقطه بحرانی و شرایط مرزی در ناحیه های دور از جسم مرکزی مطالعه می شود. با این حال، برافزایش بوندی استاندارد به شاره های غیرمتلاطم محدود می شود. اما شاره های برافزایشی عموماً متلاطم هستند و نه تنها فشار؛ بلکه سایر متغییر های فیزیکی هم غیر همسانگرد هستند. در این تحقیق، فرمولبندی مسأله برافزایش متلاطم بوندی با در نظرگرفتن ماهیت غیر همسانگرد فشار را ارائه می کنیم. فرض می شود همه کمیتهای فیزیکی فقط به مختصه شعاعی فاصله از جسم مرکزی بستگی داشته باشند و فشار به دو قسمت موازی و عمود بر راستای مختصه شعاعی تجزیه می شود. نشان می دهیم که در یک شاره متلاطم بوندی، نقطه بحرانی تغییر می کند. سپس آهنگ برافزایش را برای یک برافزایش متلاطم ساده شده که در آن شاره پلی تروپ است به دست می آوریم. در مقایسه با آهنگ برافزایش استاندارد، آهنگ برافزایش در شاره متلاطم کاهش می یابد. همچنین، همین رهیافت را برای شاره های تحت غلبه پهن-رفت به کار می بریم که در آنها فرض می شود فشار غیرهمسانگرد باشد. در حقیقت، شاره های تحت غلبه پهن-رفت همان شاره های شبیه بوندی هستند که انتقال انرژی با شاره نیز در نظر گرفته می شود. جوابهای خود-مشابه تحلیلی برای چنین شاره های با جمله فشار غیرهمسانگر به دست می آوریم. درباره برخی کاربردهای اخترفیزیکی نتایج به دست آمده به اختصار بحث می شود.

درمدل استاندارد قرص های برافزایشی فرض بر این است که عامل اصلی سامانه از تلاطم به وجودآمده است وبه علاوه این انرژی آزاد شده بلافاصله پس از تولید از سامانه خارج می شود. چنین قرص هایی بویژه برای توصیف سامانه های برافزایشی در دوتایی های پرتوایکس و یا قرص های پیش ستاره ای موفقیت هایی داشته اند. اما واقعیت این که در بسیاری از این سامانه های برافزایشی، جسم مرکزی نیز تابش گسیل می کند و در نتیجه می تواند باعث گرمایش قرص شود. یعنی علاوه بر گرمایش تلاطمی، تابش جسم مرکزی نیز می تواند به عنوان عامل دیگری باعث گرم شدن قرص بخصوص در لایه های بیرونی تر شود. این مساله است که طی دو دهه ی اخیر اختر شناسان با روشهای مختلف سعی در بررسی آن داشته اند زیرا در صورت وقوع چنین فرایندی طیف تابشی سامانه در مقایسه با حالتی که تابش جسم مرکزی وجود نداشته باشد متفاوت است. جالب اینجاست که مشاهدات نیز گرمایش ناشی از تابش جسم مرکزی را نیز تایید می کنند. اما در بیشتر تحقیقات انجام شده معمولا برای سادگی از خود- گرانشی قرص، مثلا در راستای عمود بر قرص صرفنظر شد. در این تحقیق می خواهیم نخست مدلی برای آهنگ گرمایش ناشی در جسم مرکزی مبتنی بر تحقیقات قبلی محققان ارایه کنیم. قرص برافزایشی اطراف اجرام فشرده و بررسی نقش خود_ گرانشی قرص زمانی است که خود قرص تابش دیده باشد یعنی به طور مشخص تعیین هر یک از متغیرهای فیزیکی سامانه و بررسی میزان وابستگی آنها به خود- گرانشی و تابش ناشی از جسم مرکزی و یا ناحیه های مرکزی قرص. دو حالت در نظر می گیریم حالتی که قرص کاملا تخت باشد و حالتی که ضخامت قرص به شعاع با افزایش فاصله جسم مرکزی افزایش یابد. در این دو حالت ساختار قرص بدون خود_ گرانشی و با خود_ گرانشی به طور تحلیلی بررسی می شود. البته در معادله انرژی تابش ناشی از جسم مرکزی نیز در نظر گرفته می شود. یعنی ساختار ایستای قرص خود- گرانشی تابش دیده مورد بررسی قرار می گیرد. سپس حالتی را در نظر می گیریم که تابش نه ناشی از جسم مرکزی بلکه ناشی از ناحیه های مرکزی خود قرص است. در این حالت نیز نقش خود_ گرانشی را در ساختار دینامیکی قرص بررسی می کنیم. در هر حالت سعی می کنیم در صورت امکان طیف تابشی ناشی از سامانه را به دست آوریم. با توجه به معادلات حاکم بر ساختار قرص نازک ایستا انتظار داریم که بخش زیادی از محاسبات به صورت تحلیلی انجام شود. به این ترتیب پرسش اصلی تحقیق بررسی نقش خود- گرانشی قرص زمانی است که خود قرص تابش دیده باشد یعنی به طور مشخص تعیین هر یک از متغیرهای فیزیکی سامانه و بررسی میزان وابستگی آنها به خود- گرانشی و تابش ناشی از جسم مرکزی و یا ناحیه های مرکزی قرص، نتایج به دست آمده را با مدل استاندارد شاکورا و سونیف مقایسه می کنیم

در ابتدا به توضیح انواع مدل های برافزایشی می پردازیم و نگاهی بر کارهای صورت گرفته می اندازیم وبا در نظر گرفتن حالت متقارن و ایستا رسانای گرمایی وبیرون ریزی را مورد مطالعه قرار داده وسپس به بررسی دینامیک توده های قرار گرفته شده در شاره های تحت غلبه پهن رفت در حالیکه از برخورد بین توده ها صرف نظر می کنیم ، می پردازیم . ما از معادله برخورد بولتزمن استفاده می کنیم و فرض میکنیم که بر هم کنش بین"adaf" و توده ها عامل انتقال تکانه زاویه ای توده ها به بیرون باشد . ما دو حالت جفت شدگی قوی و جفت شدگی ضعیف را در نظر می گیریم که متوسط خواص توده ها در این دو حالت به ترتیب توسط دینامیک "adaf" وپتانسیل سیاه چاله تعیین می شود و ما بیشتر به بررسی حالت جفت شدگی قوی می پردازیم که در آن سرعت پراکندگی توده ها تقریبا 10 برابر سرعت می باشد .همچنین در این تحقیق دینامیک توده ها در درون یک شاره برافزایشی با در نظر گرفتن رسانش و بیرون ریزی با حل معادله بولتزمن می پردازیم . در این صورت متوسط مجذور سرعت در شعاع های نزدیک به رسانای گرمایی وبیرون ریزی وابسته است و در شعاع های دور بر هم منطبق می گردد . کلمات کلیدی : برافزایش – برافزایش توده ای

عوامل مختلفی در شکل گیری ساختار محیط میان ستاره ای موثرند: در بین آنها، شاید ناپایداری های گرانشی و گرمایی از بقیه مهمتر باشند. نشان دادیم که ناپایداری گرمایی می تواند ساختارهای گرمایی مختلفی ایجاد کند. در فصل دوم، جوابهای حالت مانا را بررسی کردیم. چون معادله ای که براساس آن ناپایداری گرمایی را مطالعه کردیم (معادله 29 فصل اول)، غیرخطی است ، حل آن در حالت کلی، غیرممکن است . از این رو به سراغ برخی حالتهای ساده تر رفتیم که معادله جواب تحلیلی داشته باشد. در فصل چهارم به مهمترین مساله پرداختیم: امواج گرمایی. ثابت کردیم که معاله حاکم بر سیستم دارای جوابهای "سالیتون گونه" است . این امواج سالیتون گونه گرمایی در محیط حرکت می کنند. چنانچه این سالیتونهای گرمایی در محیط میان ستاره ای وجود داشته باشند، باید قابل آشکارسازی باشند، زیرا به طور محلی، دما زیاد - و یا کم است . (این در واقع همان جایی است که سالیتون قرار دارد.) پس باید انتظار داشته باشیم در جایی که سالیتون گرمایی حضور دارد، برخی اتمهای یونیزه نیز حضور داشته باشند، مثل nv, civ و یا ovi همان طور که در فصلهای قبل اشاره کردیم یکی از ساختارهای جالبی که در محیط میان ستاره ای به چشم می خورد، حبابها هستند، محیطهای سردی که در احاطه محیطی داغ هستند، دینامیک و ساختار آنها بسیار مورد توجه اخترشناسان است . حتی برای نحوه شکل گیری آنها، مدل موفقی براساس ناپایداری گرمایی ارائه شده است . اما همه مطالعات بر یک فرض اساسی استوارند: ثابت بودن فشار گرمایی ثابت نیست ، یعنی فشار گرمایی داخل و خارج حباب یکسان نیست . با توجه به پایداری حبابهای میان ستاره ای، این سوال به ذهن می رسد که چه چیز این عدم تعادل فشار گرمایی را جبران می کند؟ این سوالی است که جدا ارزش بررسی دارد. برخی از اخترشناسان معتقدند که میدانهای مغناطیسی، عدم برابری فشار گرمایی را جبران می کنند. حتی براین اساس ، مدلهای ساده ای هم ارائه کردند. اما این کافی نیست و هنوز باید مطالعات بیشتری صورت گیرد. با این که مدل ما برای بررسی ناپداری گرمایی بسیار ساده است ، یعنی از عوامل مختلفی مثل میدان مغناطیسی، و شکسانی، و ... صرفنظر کردیم، حل معادلات آن، به دلیل ماهیت غیرخطی آنها، دشوار است . به نظر می رسد در ادامه این کار، برای مطالعه ناپایداری گرمایی، باید به سراغ حل عددی رفت . در این صورت بهتر است عوامل دیگر را نیز در نظر بگیریم. از جمله مهمترین این عوامل می توان به میدان مغناطیسی، کسر یونیدگی و ترکیبات شیمیایی محیط. و تلاطم اشاره کرد. آیا با مطالعه گرمایی و در نظر گرفتن این عوامل می توان ساختارهای خود - مشابه و فراکتالی محیط میان ستاره ای را توجیه کرد؟ به نظر می رسد در آینده مطالعه نقش ناپایداری گرمایی در محیط میان ستاره ای باید در جهت پاسخگویی به چنین سوالی باشد. به هر حال تصویری که امروزه از محیط میان ستاره ای داریم، بسیار جالب و در عین حال پیچیده است . ما به نقش عوامل مختلف (به طور مختصر) و ناپایداری گرمایی (به تفصیل) اشاره کردیم. احتمالا در این محیطها فرایندهایی رخ می دهد که هنوز هیچ اطلاعی از آنها نداریم. بنابراین با مطالعه ناپایداری گرمایی در محیط میان ستاره ای و آگاهی از نقش آن، زمینه برای شناخت این فرایندها فراهم می شود.